Aurora - Aurora

Imagens de auroras de todo o mundo, incluindo aquelas com luzes vermelhas e azuis mais raras
Aurora australis da ISS , 2017. Vídeo deste encontro: [2]

Uma aurora (plural: auroras ou auroras ), também conhecida como luzes polares, aurora polaris , luzes do norte, aurora borealis ou luzes do sul, aurora australis , é uma exibição de luz natural no céu da Terra, vista predominantemente em regiões de alta latitude (ao redor o Ártico e Antártico ). As auroras exibem padrões dinâmicos de luzes brilhantes que aparecem como cortinas, raios, espirais ou lampejos dinâmicos cobrindo todo o céu.

Auroras são o resultado de distúrbios na magnetosfera causados ​​pelo vento solar . Esses distúrbios alteram as trajetórias de partículas carregadas no plasma magnetosférico. Essas partículas, principalmente elétrons e prótons , precipitam na alta atmosfera ( termosfera / exosfera ). A ionização e excitação resultantes dos constituintes atmosféricos emitem luz de cores e complexidade variadas. A forma da aurora, ocorrendo dentro de faixas ao redor de ambas as regiões polares, também depende da quantidade de aceleração transmitida às partículas precipitantes.

A maioria dos planetas do Sistema Solar , alguns satélites naturais , anãs marrons e até cometas também auroras de acolhimento.

Etimologia

A palavra " aurora " deriva do nome da deusa romana do amanhecer, Aurora , que viajou de leste a oeste anunciando a chegada do sol. Os poetas gregos antigos usavam o nome metaforicamente para se referir ao amanhecer, freqüentemente mencionando seu jogo de cores no céu escuro ( por exemplo , "amanhecer com dedos rosados").

Ocorrência

A maioria das auroras ocorre em uma faixa conhecida como "zona auroral", que tem tipicamente 3 ° a 6 ° de largura em latitude e entre 10 ° e 20 ° dos pólos geomagnéticos em todas as horas locais (ou longitudes), mais claramente vista à noite contra um céu escuro. Uma região que atualmente exibe uma aurora é chamada de "oval auroral", uma faixa deslocada pelo vento solar em direção ao lado noturno da Terra. As primeiras evidências de uma conexão geomagnética vêm das estatísticas de observações aurorais. Elias Loomis (1860), e mais tarde Hermann Fritz (1881) e Sophus Tromholt (1881) com mais detalhes, estabeleceram que a aurora apareceu principalmente na zona auroral.

Nas latitudes do norte , o efeito é conhecido como aurora boreal ou aurora boreal. O primeiro termo foi cunhado por Galileu em 1619, a partir da deusa romana do amanhecer e o nome grego para o vento norte. A contraparte meridional, a aurora australis ou as luzes do sul, tem características quase idênticas às da aurora boreal e muda simultaneamente com as mudanças na zona auroral setentrional. A aurora australis é visível de altas latitudes ao sul na Antártica , Chile , Argentina , África do Sul , Nova Zelândia e Austrália . A aurora boreal é visível estando perto do centro do Círculo Polar Ártico, como Alasca , Canadá , Islândia , Groenlândia , Noruega , Suécia e Finlândia .

Uma tempestade geomagnética faz com que as ovais aurorais (norte e sul) se expandam, trazendo a aurora para latitudes mais baixas. A distribuição instantânea das auroras ("auroral oval") é ligeiramente diferente, sendo centrada cerca de 3-5 ° à noite em relação ao pólo magnético, de modo que os arcos aurorais alcançam mais longe em direção ao equador quando o pólo magnético em questão está entre o observador e o Sun . A aurora pode ser vista melhor neste momento, que é chamado de meia-noite magnética .

As auroras vistas dentro do oval auroral podem estar diretamente acima, mas de mais longe, elas iluminam o horizonte no pólo como um brilho esverdeado, ou às vezes um vermelho fraco, como se o Sol estivesse nascendo de uma direção incomum. As auroras também ocorrem no pólo da zona auroral como manchas difusas ou arcos, que podem ser subvisuais.

Vídeos da aurora australis feitos pela tripulação da Expedição 28 a bordo da Estação Espacial Internacional
Esta sequência de fotos foi tirada em 17 de setembro de 2011 das 17:22:27 às 17:45:12 GMT,
em uma passagem ascendente do sul de Madagascar para o norte da Austrália sobre o Oceano Índico
Esta sequência de fotos foi tirada em 7 de setembro de 2011, das 17:38:03 às 17:49:15 GMT,
das Terras Francesas do Sul e da Antártica no Sul do Oceano Índico ao sul da Austrália
Esta sequência de fotos foi tirada em 11 de setembro de 2011 das 13:45:06 às 14:01:51 GMT, de uma passagem descendente perto do leste da Austrália, contornando a uma passagem ascendente a leste da Nova Zelândia
Mapas da NOAA da América do Norte e da Eurásia
Mapa Kp da América do Norte
América do Norte
Mapa Kp da Eurásia
Eurásia
Esses mapas mostram o limite da aurora em direção ao equador à meia-noite em diferentes níveis de atividade geomagnética.
Um Kp = 3 corresponde a níveis baixos de atividade geomagnética, enquanto Kp = 9 representa níveis altos.

Auroras são ocasionalmente vistas em latitudes abaixo da zona auroral, quando uma tempestade geomagnética aumenta temporariamente o oval auroral. Grandes tempestades geomagnéticas são mais comuns durante o pico do ciclo de manchas solares de 11 anos ou durante os três anos após o pico. Um elétron gira (gira) em torno de uma linha de campo em um ângulo que é determinado por seus vetores de velocidade, paralelos e perpendiculares, respectivamente, ao vetor de campo geomagnético local B. Esse ângulo é conhecido como "ângulo de inclinação" da partícula. A distância, ou raio, do elétron da linha de campo a qualquer momento é conhecida como seu raio de Larmor. O ângulo de inclinação aumenta à medida que o elétron viaja para uma região de maior intensidade de campo mais próxima da atmosfera. Assim, é possível que algumas partículas retornem, ou se espelhem, se o ângulo se tornar 90 ° antes de entrar na atmosfera para colidir com as moléculas mais densas ali. Outras partículas que não são espelhadas entram na atmosfera e contribuem para a exibição auroral em uma faixa de altitudes. Outros tipos de auroras foram observados do espaço; por exemplo, "arcos polares" estendendo-se em direção ao sol através da calota polar, a "teta aurora" relacionada e "arcos diurnos" perto do meio-dia. Estes são relativamente infrequentes e mal compreendidos. Outros efeitos interessantes ocorrem, como aurora cintilante, "aurora negra" e arcos vermelhos subvisuais. Além de tudo isso, um brilho fraco (geralmente vermelho profundo) observado em torno das duas cúspides polares, as linhas de campo que separam as que se fecham pela Terra daquelas que são arrastadas para a cauda e se fecham remotamente.

Imagens

Vídeo da aurora boreal da Estação Espacial Internacional

Os primeiros trabalhos de imagem das auroras foram feitos em 1949 pela Universidade de Saskatchewan usando o radar SCR-270 . As altitudes onde ocorrem as emissões aurorais foram reveladas por Carl Størmer e seus colegas, que usaram câmeras para triangular mais de 12.000 auroras. Eles descobriram que a maior parte da luz é produzida entre 90 e 150 km acima do solo, enquanto às vezes se estende por mais de 1000 km.

Formulários

Segundo Clark (2007), existem quatro formas principais que podem ser vistas do solo, da menos para a mais visível:

Formas diferentes
  • Um brilho suave , perto do horizonte. Elas podem estar perto do limite de visibilidade, mas podem ser distinguidas das nuvens iluminadas pela lua porque as estrelas podem ser vistas sem diminuir através do brilho.
  • Manchas ou superfícies que parecem nuvens.
  • Os arcos se curvam no céu .
  • Os raios são faixas claras e escuras em arcos, alcançando níveis ascendentes.
  • Coronas cobrem grande parte do céu e divergem de um ponto nele.

Brekke (1994) também descreveu algumas auroras como cortinas . A semelhança com as cortinas é frequentemente reforçada por dobras nos arcos. Os arcos podem se fragmentar ou quebrar em partes separadas, às vezes mudando rapidamente, muitas vezes feições raiadas que podem preencher todo o céu. Também são conhecidas como auroras discretas , que às vezes são brilhantes o suficiente para ler um jornal à noite.

Essas formas são consistentes com as auroras sendo moldadas pelo campo magnético da Terra. As aparências de arcos, raios, cortinas e coronas são determinadas pelas formas das partes luminosas da atmosfera e pela posição do observador .

Cores e comprimentos de onda da luz auroral

  • Vermelho: em suas altitudes mais elevadas, o oxigênio atômico excitado emite a 630 nm (vermelho); baixa concentração de átomos e menor sensibilidade dos olhos neste comprimento de onda tornam essa cor visível apenas sob atividade solar mais intensa. O baixo número de átomos de oxigênio e sua concentração cada vez menor são responsáveis ​​pelo aparecimento esmaecido das partes superiores das "cortinas". Escarlate, carmim e carmim são os tons de vermelho mais vistos nas auroras.
  • Verde: Em altitudes mais baixas, as colisões mais frequentes suprimem o modo de 630 nm (vermelho): em vez disso, a emissão de 557,7 nm (verde) domina. Uma concentração razoavelmente alta de oxigênio atômico e maior sensibilidade ocular em verde tornam as auroras verdes as mais comuns. O nitrogênio molecular excitado (nitrogênio atômico sendo raro devido à alta estabilidade da molécula de N 2 ) desempenha um papel aqui, pois pode transferir energia por colisão para um átomo de oxigênio, que então o irradia no comprimento de onda verde. (Vermelho e verde também podem se misturar para produzir tons de rosa ou amarelo.) A rápida diminuição da concentração de oxigênio atômico abaixo de cerca de 100 km é responsável pela extremidade abrupta das bordas inferiores das cortinas. Ambos os comprimentos de onda de 557,7 e 630,0 nm correspondem a transições proibidas de oxigênio atômico, um mecanismo lento responsável pela gradualidade (0,7 se 107 s, respectivamente) de alargamento e desvanecimento.
  • Azul: Em altitudes ainda mais baixas, o oxigênio atômico é incomum, e o nitrogênio molecular e o nitrogênio molecular ionizado assumem a produção de emissão de luz visível, irradiando em um grande número de comprimentos de onda nas partes vermelha e azul do espectro, com 428 nm (azul) sendo dominante. Emissões azuis e roxas, normalmente nas bordas inferiores das "cortinas", aparecem nos níveis mais altos de atividade solar. As transições moleculares do nitrogênio são muito mais rápidas do que as do oxigênio atômico.
  • Ultravioleta: A radiação ultravioleta das auroras (dentro da janela ótica, mas não visível para praticamente todos os humanos) foi observada com o equipamento necessário. Auroras ultravioleta também foram vistas em Marte, Júpiter e Saturno.
  • Infravermelho: A radiação infravermelha, em comprimentos de onda que estão dentro da janela ótica, também faz parte de muitas auroras.
  • Amarelo e rosa são uma mistura de vermelho e verde ou azul. Outros tons de vermelho, bem como laranja, podem ser vistos em raras ocasiões; amarelo-verde é moderadamente comum. Como o vermelho, o verde e o azul são as cores primárias da síntese aditiva de cores, em tese, praticamente qualquer cor seria possível, mas as citadas neste artigo constituem uma lista praticamente exaustiva.

Muda com o tempo

As auroras mudam com o tempo. Durante a noite, eles começam com brilhos e progridem em direção às coroas, embora possam não alcançá-los. Eles tendem a desaparecer na ordem oposta.

Em escalas de tempo mais curtas, as auroras podem mudar sua aparência e intensidade, às vezes tão lentamente que dificilmente são notadas, e outras vezes rapidamente descendo para uma escala inferior a um segundo. O fenômeno das auroras pulsantes é um exemplo de variações de intensidade em escalas de tempo curtas, normalmente com períodos de 2 a 20 segundos. Este tipo de aurora é geralmente acompanhado pela diminuição da altura do pico de emissão de cerca de 8 km para emissões azuis e verdes e velocidades do vento solar acima da média (~ 500 km / s).

Outra radiação auroral

Além disso, a aurora e as correntes associadas produzem uma forte emissão de rádio em torno de 150 kHz, conhecida como radiação quilométrica auroral (AKR), descoberta em 1972. A absorção ionosférica torna a AKR apenas observável do espaço. Também foram detectadas emissões de raios-X, originadas de partículas associadas às auroras.

Barulho

O ruído Aurora , semelhante a um ruído crepitante, começa cerca de 70 m (230 pés) acima da superfície da Terra e é causado por partículas carregadas em uma camada de inversão da atmosfera formada durante uma noite fria. As partículas carregadas se descarregam quando as partículas do Sol atingem a camada de inversão, criando o ruído.

Tipos incomuns

STEVE

Em 2016, mais de cinquenta observações científicas do cidadão descreveram o que era para eles um tipo desconhecido de aurora, que chamaram de " STEVE ", para "Strong Thermal Emission Velocity Enhancement". STEVE não é uma aurora, mas é causada por uma faixa de 25 km (16 mi) de plasma quente a uma altitude de 450 km (280 mi), com uma temperatura de 6.000 K (5.730 ° C; 10.340 ° F) e fluindo a uma velocidade de 6 km / s (3,7 mi / s) (em comparação com 10 m / s (33 pés / s) fora da fita).

Aurora cerca de piquete

Os processos que causam STEVE também estão associados a uma aurora em cerca de piquete, embora esta possa ser vista sem STEVE. É uma aurora porque é causada pela precipitação de elétrons na atmosfera, mas aparece fora do oval auroral, mais perto do equador do que as auroras típicas. Quando a aurora da cerca de piquete aparece com STEVE, ela está embaixo.

Aurora dunar

Relatado pela primeira vez em 2020 e confirmado em 2021, o fenômeno da aurora das dunas foi descoberto por cientistas cidadãos finlandeses . Consiste em faixas paralelas regularmente espaçadas de emissão mais brilhante na aurora difusa verde que dão a impressão de dunas de areia. Acredita-se que o fenômeno seja causado pela modulação da densidade atômica do oxigênio por uma onda atmosférica em grande escala viajando horizontalmente em um guia de ondas através de uma camada de inversão na mesosfera na presença de precipitação de elétrons .

Causas

Uma compreensão completa dos processos físicos que levam a diferentes tipos de auroras ainda está incompleta, mas a causa básica envolve a interação do vento solar com a magnetosfera da Terra . A intensidade variável do vento solar produz efeitos de diferentes magnitudes, mas inclui um ou mais dos seguintes cenários físicos.

  1. Um vento solar quiescente que passa pela magnetosfera da Terra interage de forma constante com ele e pode injetar partículas do vento solar diretamente nas linhas do campo geomagnético que estão "abertas", em vez de "fechadas" no hemisfério oposto, e fornecem difusão através do choque de arco . Também pode fazer com que partículas já presas nas faixas de radiação se precipitem na atmosfera. Uma vez que as partículas dos cinturões de radiação são perdidas para a atmosfera, sob condições silenciosas, novas partículas as substituem lentamente, e o cone de perda se esgota. Na cauda magnética, no entanto, as trajetórias das partículas parecem mudar constantemente, provavelmente quando as partículas cruzam o campo magnético muito fraco perto do equador. Como resultado, o fluxo de elétrons nessa região é quase o mesmo em todas as direções ("isotrópico") e garante um suprimento constante de elétrons que vazam. O vazamento de elétrons não deixa a cauda carregada positivamente, porque cada elétron perdido para a atmosfera é substituído por um elétron de baixa energia puxado para cima da ionosfera . Essa substituição de elétrons "quentes" por "frios" está de acordo com a segunda lei da termodinâmica . O processo completo, que também gera uma corrente elétrica em anel ao redor da Terra, é incerto.
  2. A perturbação geomagnética de um vento solar intensificado causa distorções da cauda magnética ("subtempestades magnéticas"). Essas 'subtempestades' tendem a ocorrer após períodos prolongados (da ordem de horas) durante os quais o campo magnético interplanetário teve um componente apreciável na direção sul. Isso leva a uma maior taxa de interconexão entre suas linhas de campo e as da Terra. Como resultado, o vento solar move o fluxo magnético (tubos de linhas de campo magnético, 'travados' junto com seu plasma residente) do lado diurno da Terra para a cauda magnética, alargando o obstáculo que representa para o fluxo do vento solar e constringindo a cauda no lado noturno. Em última análise, algum plasma de cauda pode se separar (" reconexão magnética "); algumas bolhas (" plasmóides ") são espremidas a jusante e são levadas pelo vento solar; outros são espremidos em direção à Terra, onde seu movimento alimenta fortes explosões de auroras, principalmente por volta da meia-noite ("processo de descarga"). Uma tempestade geomagnética resultante de uma maior interação adiciona muito mais partículas ao plasma aprisionado ao redor da Terra, também produzindo um aumento da "corrente do anel". Ocasionalmente, a modificação resultante do campo magnético da Terra pode ser tão forte que produz auroras visíveis em latitudes médias, em linhas de campo muito mais próximas do equador do que as da zona auroral.
    Lua e aurora
  3. A aceleração das partículas carregadas da aurora invariavelmente acompanha um distúrbio magnetosférico que causa uma aurora. Este mecanismo, que se acredita surgir predominantemente de campos elétricos fortes ao longo do campo magnético ou das interações onda-partícula, aumenta a velocidade de uma partícula na direção do campo magnético guia. O ângulo de inclinação é assim diminuído e aumenta a chance de ser precipitado na atmosfera. Tanto as ondas eletromagnéticas quanto as eletrostáticas, produzidas no momento de maiores perturbações geomagnéticas, contribuem significativamente para os processos de energização que sustentam uma aurora. A aceleração de partículas fornece um processo intermediário complexo para transferir energia do vento solar indiretamente para a atmosfera.
Aurora australis (11 de setembro de 2005) conforme capturada pelo satélite IMAGE da NASA , sobreposta digitalmente na imagem composta The Blue Marble . Uma animação criada usando os mesmos dados de satélite também está disponível.

Os detalhes desses fenômenos não são totalmente compreendidos. No entanto, está claro que a principal fonte de partículas aurorais é o vento solar que alimenta a magnetosfera, o reservatório que contém as zonas de radiação e as partículas temporariamente aprisionadas magneticamente confinadas pelo campo geomagnético, juntamente com processos de aceleração de partículas.

Partículas aurorais

A causa imediata da ionização e excitação dos constituintes atmosféricos levando às emissões aurorais foi descoberta em 1960, quando um voo de foguete pioneiro de Fort Churchill no Canadá revelou um fluxo de elétrons entrando na atmosfera de cima. Desde então, uma extensa coleção de medições foi adquirida meticulosamente e com resolução cada vez melhor desde 1960 por muitas equipes de pesquisa usando foguetes e satélites para atravessar a zona auroral. As principais descobertas foram que os arcos aurorais e outras formas brilhantes são devidos aos elétrons que foram acelerados durante os cerca de 10.000 km finais de seu mergulho na atmosfera. Esses elétrons freqüentemente, mas nem sempre, exibem um pico em sua distribuição de energia e são preferencialmente alinhados ao longo da direção local do campo magnético.

Os elétrons principalmente responsáveis ​​pelas auroras difusas e pulsantes têm, em contraste, uma distribuição de energia em queda suave e uma distribuição angular (ângulo de inclinação) que favorece direções perpendiculares ao campo magnético local. Descobriu-se que as pulsações se originam no ou próximo ao ponto de cruzamento equatorial das linhas de campo magnético da zona auroral. Os prótons também estão associados às auroras, tanto discretas quanto difusas.

Atmosfera

Auroras resultam de emissões de fótons na atmosfera superior da Terra , acima de 80 km (50 mi), de átomos de nitrogênio ionizados recuperando um elétron e átomos de oxigênio e moléculas baseadas em nitrogênio retornando de um estado excitado para o estado fundamental . Eles são ionizados ou excitados pela colisão de partículas precipitadas na atmosfera. Tanto os elétrons quanto os prótons podem estar envolvidos. A energia de excitação é perdida na atmosfera pela emissão de um fóton ou pela colisão com outro átomo ou molécula:

Emissões de oxigênio
verde ou laranja-avermelhado, dependendo da quantidade de energia absorvida.
Emissões de nitrogênio
azul, roxo ou vermelho; azul e roxo se a molécula recuperar um elétron após ter sido ionizada, vermelho se retornar ao estado fundamental de um estado excitado.

O oxigênio é incomum em termos de seu retorno ao estado fundamental: pode levar 0,7 segundos para emitir a luz verde de 557,7 nm e até dois minutos para a emissão de 630,0 nm vermelha. As colisões com outros átomos ou moléculas absorvem a energia de excitação e evitam a emissão, esse processo é chamado de extinção por colisão . Como as partes mais altas da atmosfera contêm uma porcentagem maior de oxigênio e densidades de partículas mais baixas, essas colisões são raras o suficiente para permitir que o oxigênio emita luz vermelha. As colisões tornam-se mais frequentes com o avanço para a atmosfera devido ao aumento da densidade, de forma que as emissões de vermelho não têm tempo de acontecer e, eventualmente, até as emissões de luz verde são evitadas.

É por isso que há um diferencial de cor com a altitude; em altitudes elevadas, o vermelho do oxigênio domina, depois o verde do oxigênio e o azul / roxo / vermelho do nitrogênio e, finalmente, o azul / roxo / vermelho do nitrogênio, quando as colisões impedem que o oxigênio emita qualquer coisa. Verde é a cor mais comum. Em seguida, vem o rosa, uma mistura de verde claro e vermelho, seguido de vermelho puro, depois amarelo (uma mistura de vermelho e verde) e, por fim, azul puro.

Os prótons precipitantes geralmente produzem emissões ópticas como átomos de hidrogênio incidentes após ganhar elétrons da atmosfera. Auroras de prótons são geralmente observadas em latitudes mais baixas.

Ionosfera

Auroras brilhantes são geralmente associadas às correntes de Birkeland (Schield et al., 1969; Zmuda e Armstrong, 1973), que fluem para a ionosfera de um lado do pólo e saem do outro. No meio, parte da corrente se conecta diretamente através da camada ionosférica E (125 km); o resto ("região 2") desvia, saindo novamente pelas linhas de campo mais perto do equador e fechando através da "corrente parcial do anel" transportada pelo plasma aprisionado magneticamente. A ionosfera é um condutor ôhmico , então alguns consideram que tais correntes requerem uma voltagem motriz, que um mecanismo dínamo, ainda não especificado, pode fornecer. As sondas de campo elétrico em órbita acima da calota polar sugerem tensões da ordem de 40.000 volts, aumentando para mais de 200.000 volts durante intensas tempestades magnéticas. Em outra interpretação, as correntes são o resultado direto da aceleração do elétron na atmosfera por interações onda / partícula.

A resistência ionosférica tem uma natureza complexa e leva a um fluxo de corrente Hall secundário . Por uma estranha reviravolta da física, a perturbação magnética no solo devido à corrente principal quase se anula, então a maior parte do efeito observado das auroras é devido a uma corrente secundária, o eletrojato auroral . Um índice de eletrojato auroral (medido em nanotesla) é regularmente derivado de dados do solo e serve como uma medida geral da atividade auroral. Kristian Birkeland deduziu que as correntes fluíam nas direções leste-oeste ao longo do arco auroral, e tais correntes, fluindo do lado diurno em direção (aproximadamente) à meia-noite, foram mais tarde chamadas de "eletrojatos aurorais" (ver também correntes Birkeland ).

Interação do vento solar com a Terra

A Terra está constantemente imersa no vento solar , um fluxo de plasma quente magnetizado (um gás de elétrons livres e íons positivos) emitido pelo Sol em todas as direções, resultado da temperatura de dois milhões de graus da camada mais externa do Sol, o corona . O vento solar atinge a Terra com uma velocidade normalmente em torno de 400 km / s, uma densidade de cerca de 5 íons / cm 3 e uma intensidade de campo magnético de cerca de 2–5 nT (para comparação, o campo de superfície da Terra é tipicamente 30.000–50.000 nT). Durante tempestades magnéticas , em particular, os fluxos podem ser várias vezes mais rápidos; o campo magnético interplanetário (IMF) também pode ser muito mais forte. Joan Feynman deduziu na década de 1970 que as médias de longo prazo da velocidade do vento solar se correlacionavam com a atividade geomagnética. Seu trabalho resultou de dados coletados pela espaçonave Explorer 33 .

O vento solar e a magnetosfera consistem em plasma (gás ionizado), que conduz eletricidade. É bem conhecido (uma vez que Michael Faraday trabalho de volta de 1830) que, quando um condutor eléctrico está colocado dentro de um campo magnético, enquanto o movimento relativo ocorre numa direcção que os cortes de condutores através (ou é cortado pelo ), em vez de ao longo , as linhas do campo magnético, uma corrente elétrica é induzida dentro do condutor. A força da corrente depende de a) a taxa de movimento relativo, b) a força do campo magnético, c) o número de condutores agrupados e d) a distância entre o condutor e o campo magnético, enquanto a direção do fluxo depende da direção do movimento relativo. Os dínamos fazem uso deste processo básico ("o efeito dínamo "), todo e qualquer condutor, sólido ou não, é assim afetado, incluindo plasmas e outros fluidos.

O FMI se origina no Sol, ligado às manchas solares , e suas linhas de campo (linhas de força) são arrastadas pelo vento solar. Isso por si só tenderia a alinhá-los na direção Sol-Terra, mas a rotação do Sol os angula na Terra em cerca de 45 graus, formando uma espiral no plano da eclíptica, conhecida como espiral de Parker . As linhas de campo que passam pela Terra são, portanto, geralmente ligadas àquelas próximas à borda oeste ("limbo") do Sol visível a qualquer momento.

O vento solar e a magnetosfera, sendo dois fluidos eletricamente condutores em movimento relativo, deveriam ser capazes, em princípio, de gerar correntes elétricas pela ação do dínamo e transmitir energia do fluxo do vento solar. No entanto, esse processo é dificultado pelo fato de que os plasmas conduzem prontamente ao longo das linhas do campo magnético, mas menos prontamente perpendicular a elas. A energia é transferida com mais eficácia pela conexão magnética temporária entre as linhas de campo do vento solar e as da magnetosfera. Sem surpresa, esse processo é conhecido como reconexão magnética . Como já mencionado, isso acontece mais facilmente quando o campo interplanetária é dirigido para o sul, na direção semelhante ao campo geomagnético nas regiões do interior, tanto do pólo norte magnético e pólo sul magnético .

Esquema da magnetosfera da Terra

As auroras são mais frequentes e mais brilhantes durante a fase intensa do ciclo solar, quando as ejeções de massa coronal aumentam a intensidade do vento solar.

Magnetosfera

A magnetosfera da Terra é moldada pelo impacto do vento solar no campo magnético da Terra. Isso forma um obstáculo ao fluxo, desviando-o, a uma distância média de cerca de 70.000 km (11 raios terrestres ou Re), produzindo um choque de proa de 12.000 km a 15.000 km (1,9 a 2,4 Re) mais a montante. A largura da magnetosfera lado a lado com a Terra é normalmente de 190.000 km (30 Re) e, no lado noturno, uma longa "cauda magnética" de linhas de campo esticadas se estende a grandes distâncias (> 200 Re).

A magnetosfera de alta latitude é preenchida com plasma conforme o vento solar passa pela Terra. O fluxo de plasma na magnetosfera aumenta com turbulência, densidade e velocidade adicionais do vento solar. Esse fluxo é favorecido por um componente do FMI voltado para o sul, que pode então se conectar diretamente às linhas de campo geomagnético de alta latitude. O padrão de fluxo do plasma magnetosférico é principalmente da cauda magnética em direção à Terra, ao redor da Terra e de volta ao vento solar através da magnetopausa no lado do dia. Além de se mover perpendicularmente ao campo magnético da Terra, algum plasma magnetosférico viaja para baixo ao longo das linhas do campo magnético da Terra, ganha energia adicional e a perde para a atmosfera nas zonas aurorais. As cúspides da magnetosfera, separando as linhas de campo geomagnético que se fecham através da Terra daquelas que se fecham remotamente, permitem que uma pequena quantidade de vento solar atinja diretamente o topo da atmosfera, produzindo um brilho auroral.

Em 26 de fevereiro de 2008, as sondas THEMIS foram capazes de determinar, pela primeira vez, o evento desencadeador para o aparecimento de subtempestades magnetosféricas . Duas das cinco sondas, posicionadas a aproximadamente um terço da distância da Lua, mediram eventos que sugeriam um evento de reconexão magnética 96 segundos antes da intensificação auroral.

Tempestades geomagnéticas que acendem auroras podem ocorrer com mais freqüência durante os meses em torno dos equinócios . Não é bem compreendido, mas as tempestades geomagnéticas podem variar com as estações da Terra. Dois fatores a serem considerados são a inclinação do eixo solar e da Terra em relação ao plano da eclíptica. Conforme a Terra orbita ao longo de um ano, ela experimenta um campo magnético interplanetário (FMI) de diferentes latitudes do Sol, que é inclinado em 8 graus. Da mesma forma, a inclinação de 23 graus do eixo da Terra em torno do qual o pólo geomagnético gira com uma variação diurna altera o ângulo médio diário que o campo geomagnético apresenta ao FMI incidente ao longo de um ano. Esses fatores combinados podem levar a pequenas mudanças cíclicas na forma detalhada como o FMI se liga à magnetosfera. Por sua vez, isso afeta a probabilidade média de abrir uma porta através da qual a energia do vento solar possa atingir a magnetosfera interna da Terra e, assim, aumentar as auroras. Evidências recentes em 2021 mostraram que subtempestades individuais separadas podem de fato ser comunidades em rede correlacionadas.

Aceleração de partículas aurorais

Assim como existem muitos tipos de aurora, existem muitos mecanismos diferentes que aceleram as partículas aurorais para a atmosfera. A aurora de elétrons na zona auroral da Terra (ou seja, comumente aurora visível) pode ser dividida em duas categorias principais com diferentes causas imediatas: aurora difusa e discreta. A aurora difusa parece relativamente sem estrutura para um observador no solo, com bordas indistintas e formas amorfas. As auroras discretas são estruturadas em características distintas com bordas bem definidas, como arcos, raios e coronas; eles também tendem a ser muito mais brilhantes do que a aurora difusa.

Em ambos os casos, os elétrons que eventualmente causam a aurora começam como elétrons aprisionados pelo campo magnético da magnetosfera terrestre . Essas partículas presas saltam para frente e para trás ao longo das linhas do campo magnético e são impedidas de atingir a atmosfera pelo espelho magnético formado pela crescente intensidade do campo magnético próximo à Terra. A capacidade do espelho magnético de capturar uma partícula depende do ângulo de inclinação da partícula : o ângulo entre sua direção de movimento e o campo magnético local. Uma aurora é criada por processos que diminuem o ângulo de inclinação de muitos elétrons individuais, libertando-os da armadilha magnética e fazendo com que atinjam a atmosfera.

No caso de auroras difusas, os ângulos de pitch dos elétrons são alterados por sua interação com várias ondas de plasma . Cada interação é essencialmente espalhamento de onda-partícula ; a energia do elétron após interagir com a onda é semelhante à sua energia antes da interação, mas a direção do movimento é alterada. Se a direção final do movimento após o espalhamento estiver próxima à linha de campo (especificamente, se cair dentro do cone de perda ), o elétron atingirá a atmosfera. As auroras difusas são causadas pelo efeito coletivo de muitos desses elétrons espalhados atingindo a atmosfera. O processo é mediado pelas ondas de plasma, que se tornam mais fortes durante os períodos de alta atividade geomagnética , levando ao aumento da aurora difusa nesses momentos.

No caso das auroras discretas, os elétrons aprisionados são acelerados em direção à Terra por campos elétricos que se formam a uma altitude de cerca de 4.000-12.000 km na "região de aceleração auroral". Os campos elétricos apontam para longe da Terra (ou seja, para cima) ao longo da linha do campo magnético. Os elétrons que se movem para baixo através desses campos ganham uma quantidade substancial de energia (da ordem de alguns keV ) na direção ao longo da linha do campo magnético em direção à Terra. Essa aceleração alinhada ao campo diminui o ângulo de inclinação de todos os elétrons que passam pela região, fazendo com que muitos deles atinjam a atmosfera superior. Em contraste com o processo de espalhamento que leva às auroras difusas, o campo elétrico aumenta a energia cinética de todos os elétrons que transitam para baixo através da região de aceleração na mesma quantidade. Isso acelera os elétrons partindo da magnetosfera com energias inicialmente baixas (10s de eV ou menos) para as energias necessárias para criar uma aurora (100s de eV ou mais), permitindo que essa grande fonte de partículas contribua para a criação de luz auroral.

Os elétrons acelerados carregam uma corrente elétrica ao longo das linhas do campo magnético (uma corrente de Birkeland ). Como o campo elétrico aponta na mesma direção da corrente, há uma conversão líquida de energia eletromagnética em energia de partícula na região de aceleração auroral (uma carga elétrica ). A energia para alimentar esta carga é eventualmente fornecida pelo vento solar magnetizado fluindo ao redor do obstáculo do campo magnético da Terra, embora exatamente como essa energia flui através da magnetosfera ainda seja uma área ativa de pesquisa. Embora a energia para alimentar a aurora seja, em última análise, derivada do vento solar, os próprios elétrons não viajam diretamente do vento solar para a zona auroral da Terra; as linhas do campo magnético dessas regiões não se conectam ao vento solar, portanto, não há acesso direto para os elétrons do vento solar.

Algumas feições aurorais também são criadas por elétrons acelerados por ondas de Alfvén . Em pequenos comprimentos de onda (comparáveis ​​ao comprimento inercial do elétron ou giro-rádio iônico ), as ondas de Alfvén desenvolvem um campo elétrico significativo paralelo ao campo magnético de fundo; isso pode acelerar os elétrons devido a um processo de amortecimento de Landau . Se os elétrons tiverem uma velocidade próxima à velocidade de fase da onda, eles serão acelerados de maneira análoga a um surfista pegando uma onda do mar. Este campo elétrico de onda em constante mudança pode acelerar os elétrons ao longo da linha de campo, fazendo com que alguns deles atinjam a atmosfera. Os elétrons acelerados por esse mecanismo tendem a ter um amplo espectro de energia, em contraste com o espectro de energia de pico agudo típico dos elétrons acelerados por campos elétricos quase estáticos.

Além da discreta e difusa aurora de elétrons, a aurora de prótons é causada quando os prótons magnetosféricos colidem com a atmosfera superior. O próton ganha um elétron na interação e o átomo de hidrogênio neutro resultante emite fótons. A luz resultante é muito fraca para ser vista a olho nu. Outras auroras não cobertas pela discussão acima incluem arcos transpolares (formados na direção dos pólos da zona auroral), aurora em cúspide (formada em duas pequenas áreas de alta latitude no lado diurno) e algumas auroras não terrestres.

Eventos historicamente significativos

A descoberta de um diário japonês de 1770 em 2017 retratando auroras acima da antiga capital japonesa de Kyoto sugeriu que a tempestade pode ter sido 7% maior do que o evento Carrington , que afetou as redes telegráficas.

As auroras que resultaram da " grande tempestade geomagnética " em 28 de agosto e 2 de setembro de 1859, no entanto, são consideradas as mais espetaculares da história recente registrada. Em um papel para a Royal Society em 21 de Novembro de 1861, Balfour Stewart descreveu ambos os eventos auroral conforme documentado por um auto-gravação Magnetograph no Observatório Kew e estabeleceu a conexão entre o 02 de setembro de 1859 tempestade auroral eo Carrington evento alargamento -Hodgson quando ele observou que "Não é impossível supor que, neste caso, nossa luminária foi tirada no ato ." O segundo evento auroral, que ocorreu em 2 de setembro de 1859, como resultado da erupção solar de luz branca excepcionalmente intensa de Carrington-Hodgson em 1 de setembro de 1859, produziu auroras, tão difundidas e extraordinariamente brilhantes que foram vistas e relatadas em medições científicas publicadas, registros de navios e jornais nos Estados Unidos, Europa, Japão e Austrália. Foi relatado pelo The New York Times que em Boston na sexta-feira, 2 de setembro de 1859, a aurora era "tão brilhante que por volta de uma hora a impressão comum podia ser lida pela luz". Uma hora EST na sexta-feira, 2 de setembro, seria 6:00 GMT; o magnetógrafo de autogravação do Observatório de Kew registrava a tempestade geomagnética , que tinha então uma hora, em sua intensidade total. Entre 1859 e 1862, Elias Loomis publicou uma série de nove artigos sobre a Grande Exposição Auroral de 1859 no American Journal of Science, onde coletou relatórios mundiais do evento auroral.

Acredita-se que essa aurora tenha sido produzida por uma das mais intensas ejeções de massa coronal da história. Também é notável pelo fato de ser a primeira vez que os fenômenos da atividade auroral e da eletricidade foram inequivocamente ligados. Essa percepção foi possível não apenas devido às medições científicas do magnetômetro da época, mas também como resultado de uma porção significativa das 125.000 milhas (201.000 km) de linhas telegráficas então em serviço sendo significativamente interrompidas por muitas horas durante a tempestade. Algumas linhas telegráficas, entretanto, parecem ter sido de comprimento e orientação apropriados para produzir uma corrente induzida geomagneticamente suficiente do campo eletromagnético para permitir a comunicação contínua com as fontes de alimentação do operador telegráfico desligadas. A seguinte conversa ocorreu entre dois operadores da American Telegraph Line entre Boston e Portland, Maine , na noite de 2 de setembro de 1859 e relatada no Boston Traveller :

Operadora de Boston (para operadora de Portland): "Desligue totalmente a bateria [fonte de alimentação] por quinze minutos."
Operador de Portland: "Farei isso. Agora está desconectado."
Boston: "O meu está desconectado e estamos trabalhando com a corrente auroral. Como você recebe minha escrita?"
Portland: "Melhor do que com as baterias ligadas. - A corrente vem e vai gradualmente."
Boston: "Minha corrente é muito forte às vezes, e podemos trabalhar melhor sem as baterias, já que a aurora parece neutralizar e aumentar nossas baterias alternadamente, tornando a corrente muito forte às vezes para nossos ímãs de relé. Suponha que trabalhemos sem baterias enquanto são afetados por este problema. "
Portland: "Muito bem. Devo prosseguir com os negócios?"
Boston: "Sim. Vá em frente."

A conversa se prolongou por cerca de duas horas sem bateria e trabalhando unicamente com a corrente induzida pela aurora, e foi dito que esta foi a primeira vez registrada que mais de uma ou duas palavras foram transmitidas dessa maneira. . Tais eventos levaram à conclusão geral de que

O efeito das auroras no telégrafo elétrico geralmente é aumentar ou diminuir a corrente elétrica gerada no funcionamento dos fios. Às vezes, ele os neutraliza inteiramente, de modo que, na verdade, nenhum fluido [corrente] é detectável neles. A aurora boreal parece ser composta por uma massa de matéria elétrica, semelhante em todos os aspectos à gerada pela bateria galvânica elétrica. As correntes dele mudam chegando nos fios, e então desaparece a massa da aurora rola do horizonte ao zênite.

Vistas históricas e folclore

Uma aurora foi descrita pelo explorador grego Píteas no século 4 aC. Sêneca escreveu sobre auroras no primeiro livro de seu Naturales Quaestiones , classificando-as, por exemplo, como pithaei ('semelhantes a barris'); chasmata ('abismo'); pogoniae ('barbudo'); cyparissae ('como ciprestes '), e descrevendo suas cores múltiplas. Ele escreveu sobre se eles estavam acima ou abaixo das nuvens , e lembrou que sob Tibério , uma aurora se formou acima da cidade portuária de Ostia que era tão intensa e vermelha que uma coorte do exército, estacionada nas proximidades para serviço de fogo, galopou para o resgate . Foi sugerido que Plínio, o Velho, representou a aurora boreal em sua História natural , quando se referiu a trábios , chasma , "chamas vermelhas caindo" e "luz do dia à noite".

A história da China possui registros ricos, e possivelmente os mais antigos, da aurora boreal. Em um outono por volta de 2.000 aC, de acordo com uma lenda, uma jovem chamada Fubão estava sentada sozinha no deserto perto de uma baía, quando de repente uma "faixa mágica de luz" apareceu como "nuvens em movimento e água corrente", transformando-se em um brilhante halo em torno da Ursa Maior , que cascateava com um brilho prateado pálido, iluminando a terra e fazendo com que formas e sombras parecessem vivas. Comovido com essa visão, Fubao engravidou e deu à luz um filho, o Imperador Xuanyuan , conhecido lendariamente como o iniciador da cultura chinesa e o ancestral de todo o povo chinês. No Shanhaijing , uma criatura chamada 'Shilong' é descrita como um dragão vermelho brilhando no céu noturno com um corpo de mil milhas de comprimento. Na antiguidade, os chineses não tinham uma palavra fixa para aurora, por isso ela era nomeada de acordo com as diferentes formas da aurora, como "Sky Dog (“ 天狗 ”)", "Espada / Estrela da faca (“ 刀 星”)", "Chiyou banner (“ 蚩尤 旗 ”)", "Sky's Open Eyes (“ 天 开眼 ”)" e "Stars like Rain (“ 星 陨 如雨 ”)".

No folclore japonês , os faisões eram considerados mensageiros do céu. No entanto, pesquisadores da Universidade de Graduação em Estudos Avançados do Japão e do Instituto Nacional de Pesquisa Polar afirmaram em março de 2020 que as caudas de faisão vermelhas, testemunhadas no céu noturno do Japão em 620 DC, podem ser uma aurora vermelha produzida durante uma tempestade magnética.

Os aborígenes australianos associavam as auroras (que são principalmente baixas no horizonte e predominantemente vermelhas) com o fogo.

Nas tradições dos aborígenes australianos , a Aurora Australis é comumente associada ao fogo. Por exemplo, o povo Gunditjmara do oeste de Victoria chamava auroras puae buae ('cinzas'), enquanto o povo Gunai do leste de Victoria percebia as auroras como incêndios florestais no mundo espiritual. O povo Dieri do Sul da Austrália diz que uma exibição auroral é kootchee , um espírito maligno criando um grande incêndio. Da mesma forma, o povo Ngarrindjeri da Austrália do Sul refere-se às auroras vistas sobre a Ilha Kangaroo como fogueiras de espíritos na 'Terra dos Mortos'. Os aborígines do sudoeste de Queensland acreditam que as auroras são os fogos dos Oola Pikka , espíritos fantasmagóricos que falavam com as pessoas por meio das auroras. A lei sagrada proibia qualquer pessoa, exceto os homens mais velhos, de assistir ou interpretar as mensagens dos ancestrais que eles acreditavam ter sido transmitidas por meio de uma aurora.

Entre o povo Māori da Nova Zelândia , aurora australis ou Tahunui-a-rangi ("grandes tochas no céu") foram acesas por ancestrais que navegaram para o sul para uma "terra de gelo" (ou seus descendentes); disse que as pessoas eram ditas como o grupo de expedição de Ui-te-Rangiora que havia chegado ao Oceano Antártico por volta do século 7.

Aurora retratada como uma coroa de raios no brasão de Utsjoki

Na Escandinávia, a primeira menção de norðrljós (as luzes do norte) é encontrada na crônica norueguesa Konungs Skuggsjá de 1230 DC. O cronista ouviu falar desse fenômeno de compatriotas que voltaram da Groenlândia , e ele dá três explicações possíveis: que o oceano estava cercado por vastos incêndios; que os raios do sol podem alcançar todo o mundo em seu lado noturno; ou que as geleiras poderiam armazenar energia de modo que eventualmente se tornassem fluorescentes .

Walter William Bryant escreveu em seu livro Kepler (1920) que Tycho Brahe "parece ter sido uma espécie de homœopathist , pois ele recomenda enxofre para curar doenças infecciosas 'provocada pelos vapores sulfurosos da Aurora Borealis ' ".

Em 1778, Benjamin Franklin teorizou em seu artigo Aurora Borealis, Suposições e Conjecturas no sentido de formar uma hipótese para sua explicação de que uma aurora foi causada por uma concentração de carga elétrica nas regiões polares intensificada pela neve e umidade do ar:

Não que a grande quantidade de eletricidade trazida às regiões polares pelas nuvens, que ali se condensam, caia na neve, eletricidade essa que entraria na terra, mas não pode penetrar no gelo; que não, eu digo (como uma garrafa sobrecarregada) quebrar aquela baixa atmosfera e correr no vácuo sobre o ar em direção ao equador, divergindo conforme os graus de longitude aumentam, fortemente visível onde mais denso e se tornando menos visível conforme mais diverge; até que encontre uma passagem para a terra em climas mais temperados, ou se misture com o ar superior?

As observações do movimento rítmico das agulhas da bússola devido à influência de uma aurora foram confirmadas na cidade sueca de Uppsala por Anders Celsius e Olof Hiorter . Em 1741, Hiorter foi capaz de conectar grandes flutuações magnéticas com uma aurora sendo observada no alto. Essa evidência ajudou a apoiar sua teoria de que as 'tempestades magnéticas' são responsáveis ​​por tais flutuações da bússola.

Uma variedade de mitos nativos americanos cercam o espetáculo. O explorador europeu Samuel Hearne viajou com Chipewyan Dene em 1771 e registrou suas opiniões sobre o ed-thin ('caribu'). De acordo com Hearne, o povo Dene viu a semelhança entre uma aurora e as faíscas produzidas quando o pelo de caribu é acariciado. Eles acreditavam que as luzes eram os espíritos de seus amigos falecidos dançando no céu e, quando brilhavam intensamente, significava que seus amigos falecidos estavam muito felizes.

Durante a noite após a Batalha de Fredericksburg , uma aurora foi vista do campo de batalha. O Exército Confederado interpretou isso como um sinal de que Deus estava do seu lado, já que as luzes raramente eram vistas tão ao sul. A pintura Aurora Borealis de Frederic Edwin Church é amplamente interpretada como uma representação do conflito da Guerra Civil Americana .

Uma fonte britânica de meados do século 19 diz que as auroras eram uma ocorrência rara antes do século 18. Ele cita Halley dizendo que antes da aurora de 1716, nenhum fenômeno desse tipo havia sido registrado por mais de 80 anos, e nenhuma consequência desde 1574. Diz que nenhuma aparição foi registrada nas Transações da Academia Francesa de Ciências entre 1666 e 1716. E aquela aurora registrada na Miscelânea de Berlim em 1797 foi considerada um evento muito raro. Um observado em 1723 em Bolonha foi considerado o primeiro visto lá. Celsius (1733) afirma que os residentes mais antigos de Uppsala consideravam o fenômeno uma grande raridade antes de 1716. O período entre aproximadamente 1645 e 1715 corresponde ao mínimo de Maunder na atividade de manchas solares.

No poema satírico de Robert W. Service " A Balada das Luzes do Norte " (1908), um garimpeiro Yukon descobre que a aurora é o brilho de uma mina de rádio. Ele aposta seu direito e depois vai para a cidade em busca de investidores.

No início dos anos 1900, o cientista norueguês Kristian Birkeland lançou as bases para a compreensão atual do geomagnetismo e das auroras polares.

Em outros planetas

Aurora de Júpiter ; o ponto brilhante da extrema esquerda se conecta magneticamente a Io ; os pontos na parte inferior da imagem levam a Ganimedes e Europa .
Uma aurora bem acima da parte norte de Saturno; imagem tirada pela espaçonave Cassini . Um filme mostra imagens de 81 horas de observações da aurora de Saturno

Ambos Júpiter e Saturno têm campos magnéticos que são mais fortes que a da Terra (intensidade do campo equatorial de Júpiter é de 4,3 Gauss , em comparação com 0,3 Gauss para a Terra), e ambos têm extensos cinturões de radiação. Auroras foram observadas em ambos os planetas gasosos, mais claramente usando o Telescópio Espacial Hubble e as espaçonaves Cassini e Galileo , bem como em Urano e Netuno .

As auroras de Saturno parecem, como a da Terra, ser movidas pelo vento solar. No entanto, as auroras de Júpiter são mais complexas. O principal oval auroral de Júpiter está associado ao plasma produzido pela lua vulcânica Io e ao transporte desse plasma dentro da magnetosfera do planeta . Uma fração incerta das auroras de Júpiter é alimentada pelo vento solar. Além disso, as luas, especialmente Io, também são fontes poderosas de aurora. Estas surgem de correntes elétricas ao longo das linhas de campo ("correntes alinhadas com o campo"), geradas por um mecanismo de dínamo devido ao movimento relativo entre o planeta em rotação e a lua em movimento. Io, que tem vulcanismo ativo e uma ionosfera, é uma fonte particularmente forte, e suas correntes também geram emissões de rádio, que têm sido estudadas desde 1955. Usando o Telescópio Espacial Hubble, auroras sobre Io, Europa e Ganimedes foram observadas.

Auroras também foram observadas em Vênus e Marte . Vênus não tem campo magnético e, portanto, as auroras venusianas aparecem como manchas brilhantes e difusas de formas e intensidades variadas, às vezes distribuídas por todo o disco do planeta. Uma aurora venusiana se origina quando os elétrons do vento solar colidem com a atmosfera noturna.

Uma aurora foi detectada em Marte, em 14 de agosto de 2004, pelo instrumento SPICAM a bordo do Mars Express . A aurora localizou-se na Terra Cimmeria , na região de 177 ° Leste, 52 ° Sul. O tamanho total da região de emissão era de cerca de 30 km de diâmetro e, possivelmente, de 8 km de altura. Ao analisar um mapa de anomalias magnéticas crustais compilado com dados do Mars Global Surveyor , os cientistas observaram que a região das emissões correspondia a uma área onde o campo magnético mais forte está localizado. Essa correlação indicava que a origem da emissão de luz era um fluxo de elétrons movendo-se ao longo das linhas magnéticas da crosta e excitando a alta atmosfera de Marte.

Entre 2014 e 2016, auroras cometárias foram observadas no cometa 67P / Churyumov – Gerasimenko por vários instrumentos na espaçonave Rosetta . As auroras foram observadas em comprimentos de onda ultravioleta distantes . As observações do coma revelaram emissões atômicas de hidrogênio e oxigênio causadas pela fotodissociação (não fotoionização , como nas auroras terrestres) de moléculas de água na coma do cometa. A interação de elétrons acelerados do vento solar com partículas de gás em coma é responsável pela aurora. Como o cometa 67P não tem campo magnético, a aurora está difusamente espalhada ao redor do cometa.

Foi sugerido que exoplanetas , como Júpiteres quentes , experimentam ionização em suas atmosferas superiores e geram uma aurora modificada pelo clima em suas turbulentas troposferas . No entanto, não há detecção atual de uma aurora de exoplaneta.

As primeiras auroras extra-solares foram descobertas em julho de 2015 sobre a estrela anã marrom LSR J1835 + 3259 . Descobriu-se que a aurora principalmente vermelha é um milhão de vezes mais brilhante do que a aurora boreal, resultado da interação das partículas carregadas com o hidrogênio na atmosfera. Especulou-se que os ventos estelares podem estar removendo material da superfície da anã marrom para produzir seus próprios elétrons. Outra explicação possível para as auroras é que um corpo ainda não detectado ao redor da estrela anã está jogando fora material, como é o caso de Júpiter e sua lua Io.

Veja também

Notas

Referências

Leitura adicional

links externos

Multimídia